les signatures infrarouges du trou noir au centre de notre galaxie d. rouan, y. clénet, e. gendron,...

Les signatures Infrarouges duLes signatures Infrarouges dutrou noir au centre de notre trou noir au centre de notre

Galaxie Galaxie

D. Rouan, Y. Clénet, E. Gendron,F. Lacombe, D. Gratadour

Contraintes apportées par l’imagerie à haute résolution angulaire avec NAOS-CONICA

19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 2

Activité au centre des galaxiesActivité au centre des galaxies

Depuis les années 60 les Quasars sont Depuis les années 60 les Quasars sont connus comme des sources à la fois connus comme des sources à la fois les plus lumineuses de l’univers : L = 10les plus lumineuses de l’univers : L = 1040 40 W W d’une extrême compacité : quasi-stellaire + d’une extrême compacité : quasi-stellaire +

variabilité sur qqs heures à qqs moisvariabilité sur qqs heures à qqs mois Toujours au centre d’une galaxie massiveToujours au centre d’une galaxie massive QSO = la composante la plus énergétique QSO = la composante la plus énergétique

d’un bestiaire d’objets analogues : noyaux de d’un bestiaire d’objets analogues : noyaux de Seyfert, Blazars, radio-galaxies, etc. Seyfert, Blazars, radio-galaxies, etc.

Phénomènes très énergétiques tracés par X, Phénomènes très énergétiques tracés par X, UV, gamma, rayonnement synchrotronUV, gamma, rayonnement synchrotron


Le moteur : trou noir + disque d’accrétion ?Le moteur : trou noir + disque d’accrétion ?

L’accrétion est le meilleur L’accrétion est le meilleur convertisseur masse/énergie : convertisseur masse/énergie : GmM/RGmM/Rhh= 1/2 mc= 1/2 mc22 >> 0.01 mc>> 0.01 mc22

(R(Rhh = horizon du trou noir) = horizon du trou noir) Très gande accumulation Très gande accumulation

de masse au centre des galaxies : réservoirde masse au centre des galaxies : réservoir Perte de moment angulaire : viscosité + collisionsPerte de moment angulaire : viscosité + collisions Etoiles déchirées par collisions et forces de maréeEtoiles déchirées par collisions et forces de marée Un trou noir massif peut s’être formé lors des Un trou noir massif peut s’être formé lors des

fusions successives des galaxies ou lors de la fusions successives des galaxies ou lors de la première génération d’étoilespremière génération d’étoiles


Cohérence du modèle trou noirCohérence du modèle trou noir Proposé par Lynden-Bell et Rees Proposé par Lynden-Bell et Rees Accrétion avec 10% de rendement Accrétion avec 10% de rendement

E = 10E = 1040 40 W W m / m / tt = (E / c = (E / c22)/0.1 = )/0.1 = 10 M10 M/an/an AgeAge des quasars = des quasars = 101088 ans ans (taille des lobes (taille des lobes

radio et énergie stockée dans ces lobes)radio et énergie stockée dans ces lobes) Age Age taux d’accrétion = taux d’accrétion = MasseMasse = = M = 10M = 109 9 MM

Limite d’EddingtonLimite d’Eddington d’un TN: pression de d’un TN: pression de radiation limite la luminosité à L = 1.3 10radiation limite la luminosité à L = 1.3 103131 M/M M/M = 10= 1040 40 W pour M = 10W pour M = 109 9 MM

RRhh = 2 GM/c = 2 GM/c22 = (M /10 = (M /109 9 MM)10)101212 m = m = 1 h-lumière1 h-lumière= temps de variabilité= temps de variabilité


Le Centre GalactiqueLe Centre Galactique

A 8 kpc (= 24 10A 8 kpc (= 24 1033 années-lumières) dans la années-lumières) dans la constellation du Sagittaireconstellation du Sagittaire

Une région totalement Une région totalement cachée par la poussière cachée par la poussière galactiquegalactique dans le visible (facteur 10 dans le visible (facteur 1099 d’atténuation !)d’atténuation !)

Une région complexe : gaz ionisé et Une région complexe : gaz ionisé et moléculaire, courants rapides, gaz très chaud, moléculaire, courants rapides, gaz très chaud, électrons relativistesélectrons relativistes

Une densité d’étoile un Une densité d’étoile un millionmillion de fois celle du de fois celle du voisinage solaire !voisinage solaire !

Étoiles très jeunes (qqs 10Étoiles très jeunes (qqs 1066 ans) et étoiles très ans) et étoiles très évoluées coexistent évoluées coexistent


La source Sgr A*La source Sgr A*

Une Une source radiosource radio intense, Sgr A* , sans intense, Sgr A* , sans contrepartie visible ni infrarouge (yet…)contrepartie visible ni infrarouge (yet…)

Rayonnement synchrotronRayonnement synchrotron VariabilitéVariabilité radio radio 2 2 Une Une source Xsource X intense avec des intense avec des flares flares 50 50 Tous les attributs d’un mini-Tous les attributs d’un mini-noyau actifnoyau actif Pourtant L < 10Pourtant L < 10-9-9 L Leddingtoneddington

Quelle évidence qu’il s’agit d’un trou noir ?Quelle évidence qu’il s’agit d’un trou noir ?


r

VM r2M = Cste

La traque du trou noir en IR La traque du trou noir en IR

1) Signature dynamique 1) Signature dynamique distribution de masse distribution de masse VV22 = G M(r) / r = G M(r) / r séparation entre séparation entre

Amas de dimension finie Amas de dimension finie Masse quasi-ponctuelleMasse quasi-ponctuelle

2) Signature de l’émission du disque ou du jet2) Signature de l’émission du disque ou du jet 3) Variabilité 3) Variabilité L’enjeu : atteindre de très petites distances à cause L’enjeu : atteindre de très petites distances à cause

de la confusion !de la confusion ! Point de salut tant que Point de salut tant que limlim > 0.2”= > 0.2”= 1 µ-radian1 µ-radian


Le Pouvoir de résolutionLe Pouvoir de résolution

D = longueur d’onde / DiamètreD = longueur d’onde / Diamètre Télescope de 8m (VLT au Chili):Télescope de 8m (VLT au Chili):

==nano-radians @ 800 nm nano-radians @ 800 nm = 1 = 1pièce de 10 centimes d’€ à 200 km pièce de 10 centimes d’€ à 200 km

Mais... Mais...

Plus un télescope est de grand diamètre, plus est grand son pouvoir de résolution, i.e. sa capacité à donner des images très piquées avec une grande finesse de détails


Le “trouble” atmosphériqueLe “trouble” atmosphérique

correction des grandes ondulations + facilecorrection des grandes ondulations + facile Défauts de phase diminuent quand Défauts de phase diminuent quand augmente augmente

favorise l’infrarougefavorise l’infrarouge Dégradation Dégradation exponentielleexponentielle avec la turbulence avec la turbulence

Couches turbulentes entre 0 et ≈ 10 km Turbulence pression indice

Front de l'onde se déforme Dégradation et agitation des images

Rapide (centaine de Hz) Echelle typique : 10 cm - 100 m Affecte surtout les grandes échelles (kolmogorov : k-11/3)


Un senseur analyse les erreurs résiduelles

Un miroir déformable corrige à tout instant le front

d’onde incident

Le principe de l ’Optique Adaptative : une Le principe de l ’Optique Adaptative : une boucle d’asservissementboucle d’asservissement

Un calculateur spécialisé optimise

la correctionLe front d’onde

corrigé peut être focalisé

QuickTime™ et undécompresseur Videosont requis pour visionner cette image.


VLT-ESOVLT-ESO

YEPUN,L’un des quatre télescopes de8m de diamètre sur le site du Cerro Paranal(Chili)


VLT

Optique de reprise

Optique adaptative

CONICA (Caméra IR)

Faisceau perturbé

Faisceau corrigéNAOS

NAOS installé sur Yepun


L’analyseur Infrarouge

Principe du Shack-Hartmann :Principe du Shack-Hartmann :centre de gravité des tachescentre de gravité des tachesde chaque sous-pupillede chaque sous-pupille

14 x 14 ou 7 x 7 ss-pupilles14 x 14 ou 7 x 7 ss-pupilles Capacité unique au monde Capacité unique au monde Utilise une matrice infrarouge oùUtilise une matrice infrarouge où

chaque pixel est adressable : chaque pixel est adressable : gain en vitesse vs CCDgain en vitesse vs CCD

Permet de corriger dans des Permet de corriger dans des régions très obscurcies par larégions très obscurcies par lapoussière :poussière : rôle-clef pour observer rôle-clef pour observerle Centre Galactique !le Centre Galactique !

Responsable : Eric Gendron


1) La signature dynamique1) La signature dynamique Comment mesurer les vitesses ?Comment mesurer les vitesses ?

Statistique des mouvements propres et des vitesses Statistique des mouvements propres et des vitesses Doppler sur un grand nombre d’étoilesDoppler sur un grand nombre d’étoiles

Suivi d’une ou qqs étoile sur leur orbiteSuivi d’une ou qqs étoile sur leur orbite Programme depuis 12 ans d’une équipe du MPE-Programme depuis 12 ans d’une équipe du MPE-

Garching (R. Genzel et A. Eckart) + Lesia récemmentGarching (R. Genzel et A. Eckart) + Lesia récemment

Demande dans tous les cas une excellente Demande dans tous les cas une excellente astrométrie par rapport à la source radioastrométrie par rapport à la source radio Maser SiO sur plusieurs étoiles géantes : mesures radio Maser SiO sur plusieurs étoiles géantes : mesures radio

VLA et VLBIVLA et VLBI correspondance Radio / Infrarouge à ± 10 mascorrespondance Radio / Infrarouge à ± 10 mas


Les observationsLes observations

Mesures à 2.18 µm (bande K)Mesures à 2.18 µm (bande K) Pixel = 0.013 ”Pixel = 0.013 ” Résolution angulaire = 0.055 ”Résolution angulaire = 0.055 ” Précision astrométrique de 4 à 12 masPrécision astrométrique de 4 à 12 mas Asservissement avec l’Asservissement avec l’analyseur analyseur

infrarougeinfrarouge sur étoile IRS7, 6” au Nord : sur étoile IRS7, 6” au Nord : très bonne correction (Strehl = 40 %)très bonne correction (Strehl = 40 %)

Avril - Aout 2002Avril - Aout 2002


SgrA*5 jours-lumière


L’orbite de l’étoile S2 aujourd’huiL’orbite de l’étoile S2 aujourd’hui

Naos-Conica

= 5.5 JLPeriastre = 17 HL

Schödel et al., Nature


L’animation du MPEL’animation du MPE

QuickTime™ et undécompresseur codec YUV420sont requis pour visionner cette image.


ConséquencesConséquences

Etoile S2 s’est approchée à 17 hres-lumEtoile S2 s’est approchée à 17 hres-lum S2 a constitué une S2 a constitué une sondesonde du potentiel gravitationnel à du potentiel gravitationnel à

très petite distancetrès petite distance de SgrA* : 3 fois Soleil-Pluton de SgrA* : 3 fois Soleil-Pluton Bien au delà du rayon de dislocation de l’étoileBien au delà du rayon de dislocation de l’étoile

Meilleur ajustement de la distribution de masse :Meilleur ajustement de la distribution de masse : Masse ponctuelle M = 2.6 10Masse ponctuelle M = 2.6 1066 M M

+ amas stellaire de R+ amas stellaire de Rcc = 0.34 pc , = 0.34 pc , = 4 10 = 4 1066 M M pcpc-3-3

Difficile d’éviter d’identifier SgrA* à un trou noir !Difficile d’éviter d’identifier SgrA* à un trou noir !


Distribution de masseDistribution de masse


Il y a trois ans seulement…Il y a trois ans seulement…


Les modèles exclusLes modèles exclus

Amas stellaire « sombre » (naines brunes, étoiles à neutrons, trous noirs stellaires) : imposerait une densité centrale = 1017 M pc-3 de durée de vie < 105 ans rejeté

Boule de fermions (neutrinos, gravitinos, axinos, …) maintenus par pression de dégénerescence : 3 106 M taille finie de 7000 UA : pour qu’il n’y ait pas capture de S2, imposerait une orbite avec torb > 37 ans rejeté


Le modèle encore possibleLe modèle encore possible

Boule de bosons (gluons) : rayon de Boule de bosons (gluons) : rayon de quelques rayons de Schwarzschild quelques rayons de Schwarzschild Comment les concentrer ?Comment les concentrer ? Comment éviter de former un trou noir par Comment éviter de former un trou noir par

accrétion baryonique ?accrétion baryonique ?


Détection très probable de SgrA* en Infrarouge Détection très probable de SgrA* en Infrarouge

4.8 µm 1.65 µm

2) La signature de l’émission2) La signature de l’émission


La contrepartie IR à 3.8 µmLa contrepartie IR à 3.8 µm

Une étoile à excès infrarouge est improbable mais pas exclueUne étoile à excès infrarouge est improbable mais pas exclue

Clénet et al., 2003, acceptéClénet et al., 2003, accepté


La contrepartie à 4.8 µmLa contrepartie à 4.8 µm

Une étoile à excès infrarouge est pratiquement exclue !Une étoile à excès infrarouge est pratiquement exclue !

(très récent, publication pas encore soumise : à confirmer )


Photométrie et prédictionsPhotométrie et prédictions

Travail de Yann Clénet (Clénet et al., accepté)Travail de Yann Clénet (Clénet et al., accepté) Mesures à 1.7 µm (H), 2.2µm (K) et 3.8 µmMesures à 1.7 µm (H), 2.2µm (K) et 3.8 µm « Dérougissement » de l’absorption par les « Dérougissement » de l’absorption par les

poussières interstellaires poussières interstellaires Magnitudes : Magnitudes :

HH00 = 11.1, K = 11.1, K00 = 10.8, = 10.8, LL00 = 10.0 = 10.0 Si c’est une étoile : Si c’est une étoile : très (trop) rougetrès (trop) rouge, mais , mais

pourrait être une étoile avec enveloppepourrait être une étoile avec enveloppe Or spectroscopie de S2 : étoile O ou B Or spectroscopie de S2 : étoile O ou B Avec la mesure à 4.8 µm : détection de SgrA* Avec la mesure à 4.8 µm : détection de SgrA*

devient très probabledevient très probable

Origine de l’émission IR ?Origine de l’émission IR ? Soit un Disque d’accrétion dominé par

l’advection (ADAF) Free-free en radio et self-compton inverse en X

Soit un jet : électrons relativistes + champ magnétique : Synchrotron en radio et IR + self-compton inverse

en X Te = 2 1011K ; B = 20 G ; ne = 106 cm-3

Doivent se distinguer par : Indice spectral (thermique / non-thermique) Échelle temporelle de variabilité Rapport radio/X des flares Émission infrarouge


Comparaison aux spectres préditsComparaison aux spectres prédits

Disque d’accrétion : free-free (radio)+ self-compton inverse (X)

Jet relativiste : synchrotron(radio/IR) +self-compton inverse (X)

L’accord est excellent !L’accord est excellent !

Markoff et al,2001.


3) La variabilité3) La variabilité

Entre Aout 2002 et Juin 2003 : Variation par un facteur 2 Exclut pratiquement laconfusion avec une étoile obscurcie


Des bulles partout !Des bulles partout !

Carte L - MCarte L - M émission de laémission de la

poussièrepoussièrechaude chaude


Des interactions du jet ?Des interactions du jet ?

préliminaire ! préliminaire !


Perspectives en IRPerspectives en IR

Attendre une année que S2 s’éloigne un Attendre une année que S2 s’éloigne un

peu pluspeu plus La prochaine étape : spectroscopie de La prochaine étape : spectroscopie de

SgrA*SgrA* Mesure en polarisation : 30% prédit ! Mesure en polarisation : 30% prédit !


ConclusionsConclusions

NAOS/CONICANAOS/CONICA et son et son analyseur de surface d’onde analyseur de surface d’onde InfrarougeInfrarouge : un outil unique pour étudier le centre : un outil unique pour étudier le centre galactique et s’affranchir de la confusiongalactique et s’affranchir de la confusion

Le passage de l’étoile S2 très près de SgrA* a permis Le passage de l’étoile S2 très près de SgrA* a permis d’associer la source radio à un d’associer la source radio à un objet ultra-compact et objet ultra-compact et ultra-massif de 2.6 10ultra-massif de 2.6 106 6 M

Des Des modèlesmodèles plus plus exotiquesexotiques sont sont exclusexclus La La détection détection probableprobable en IR thermique en IR thermique confirmerait le confirmerait le

rôle dominant du jet (synchrotron) rôle dominant du jet (synchrotron) Variabilité importanteVariabilité importante qui exclurait une étoile qui exclurait une étoile Le modèle du Le modèle du trou noirtrou noir des galaxies actives reçoit des galaxies actives reçoit

ainsi un soutien très fort ainsi un soutien très fort Pourquoi SgrA* est-il si peu lumineux ?Pourquoi SgrA* est-il si peu lumineux ?


The END…The END…

les signatures infrarouges du trou noir au centre de notre galaxie d. rouan, y. clénet, e. gendron,...

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